Бесплатный автореферат и диссертация по наукам о земле на тему

Многофакторный анализ магнитного поля, давления плазмы и электрического потенциала конвекции в магнитосфере

ВАК РФ 25.00.29, Физика атмосферы и гидросферы

Автореферат диссертации по теме "Многофакторный анализ магнитного поля, давления плазмы и электрического потенциала конвекции в магнитосфере"

На правах рукописи

ФЕЩЕНКО ЕЛЕНА ЮРЬЕВНА

МНОГОФАКТОРНЫЙ АНАЛИЗ МАГНИТНОГО ПОЛЯ, ДАВЛЕНИЯ ПЛАЗМЫ И ЭЛЕКТРИЧЕСКОГО ПОТЕНЦИАЛА КОНВЕКЦИИ В

МАГНИТОСФЕРЕ

Специальность 25.00.29- Физика атмосферы и гидросферы

Автореферат диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Санкт-Петербург

2006

Работа выполнена в Санкт-Петербургском Государственном Университете

Научный руководитель:

д.ф.-м.н.,профессор Пудовкин Михаил Иванович

Научно-исследобательекий институт физики СпГУ

Официальные оппоненты:

д.ф.-м.н.

Левитин Анатолий Ефимович

Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В.Оушкона РАН (с. Троицк)

д.ф.-м.н.

Иамгаладзс Александр Андреевич

¡Мурманский Государственный технический университет

Ведущая: организация:

Институт Физики Земли им, О.Ю. Шмидта РАН (г. Москва)

Защита диссертации состоится ов _200й г. в гас. 3 ^ин.

на заседании диссертационного совета Д 002.237.01 ири Институте земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволи Им, Н.В. Пушкова РАН по адресу: 142190 г. Троицк Московской области, ИЗМИРАН.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ИЗМИРАН

Автореферат разослан <</У 08 2006 г.

Ученый секретарь диссертационного совета' д. ф.-м:н.

Михайлов Ю.М.

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Диссертация посвящена исследованию влияния геофизических факторов на распределение магнитного и электрического полей и давления плазмы в магнитосфере Земли.

Актуальность темы. Пространственно-временные распределения магнитного и электрического полей и давления плазмы в околоземном пространстве определяют электромагнитную погоду в магнитосфере Земли. Эти распределения являются предметом многочисленных теоретических и экспериментальных исследований. Их пытаются конкретизировать с помощью спутниковых и радарных измерений, а также на основе комплексных наземных наблюдений. Временная динамика этих полей, токовых систем и давления плазмы взаимосвязаны между собой. В периоды магнитосферных суббурь и магнитных бурь электрическое поле и суммарные токи в магнитосферно-ионосферных токовых системах меняются очень резко. За несколько минут разность потенциалов через полярную шапку может измениться от 10 до 100-150 киловольт, а интегральный ток в авроральном овале от 105 до 107 ампер. Одновременно резко меняется пространственное распределение заряженных частиц, захваченных геомагнитным полем. Всплеск полей и токов вызывает сбои в работе спутниковых систем, а также в работе трубопроводов и линий электропередач.

Характеристики полей и токов в околоземной среде связаны между собой, а также с параметрами солнечного ветра и межпланетного магнитного поля (ММП). К настоящему времени проведено большое количество исследований по связи характеристик электромагнитного поля магнитосферы и токов в ней с этими параметрами и с геофизическими явлениями (полярные сияния, высыпание частиц, радиационные пояса, ионосферные возмущения и т.п.). Основными количественными характеристиками, которыми оперируют исследователи, являются индексы геомагнитной активности, индексы солнечной активности и параметры межпланетной среды (скорость и плотность солнечного ветра, компоненты вектора ММП). Чаще всего, при таких исследованиях используется множественный корреляционный анализ, на основе которого выделяются наиболее значимые параметры межпланетной среды, позволяющие проводить моделирование магнитосферных полей и токов, а также строить гипотезы относительно механизмов их генерации.

Целью настоящей работы является проведение многофакторного анализа временного поведения важнейших магнитосферных параметров: электрического потенциала ионосферной конвекции, конфигурации и интенсивности магнитосферного

магнитного поля, дрейфовых траекторий частиц и плазменного давления во внутренней магнитосфере Земли. Такой метод позволяет изучить влияние отдельного фактора в тех случаях, когда остальные факторы мало меняются. В данной работе ставилась также задача построения изолиний электрического потенциала, которые определяют конвекцию плазмы в высокоширотной ионосфере и изучение зависимости этого потенциала от условий в солнечном ветре и от состояния геомагнитного поля. Одновременно решалась задача по определению зависимости пространственного положения центров конвективных вихрей в высокоширотной ионосфере от ситуации в межпланетной среде вблизи магнитосферы Земли и от геомагнитной активности.

На защиту выносятся следующие положения:

1. Пространственно-временное распределение магнитосферного магнитного поля зависит от геофизической ситуации, которая наилучшим образом может характеризоваться индексами геомагнитной активности и Кр. Влияние вертикальной В/ компоненты межпланетного магнитного поля на это распределение, при заданных значениях г и Кр индексов, мало.

2. Усиление динамического давления плазмы солнечного ветра уменьшает размер области стабильного захвата заряженных частиц магнитосферным магнитным полем, а широта ионосферной проекции внешней границы этой области захвата, согласуется с широтой экваториальной границы овала полярных сияний.

3. Динамическое давление плазмы солнечного ветра является основным фактором, определяющим степень расщепления дрейфовых оболочек заряженных частиц, захваченных геомагнитным полем, а также величину давления и полного энергосодержания плазмы в области внутренней магнитосферы Земли.

4. Разность потенциалов через полярную шапку при ситуации в межпланетном магнитном поле Вг >0 пропорциональна величине динамического давления плазмы солнечного ветра вблизи магнитосферы Земли.

Научная новизна

Построена пространственно-временная картина силовых линий геомагнитного поля в магнитосфере, в периоды различных геофизических ситуаций, на основе использования современной базы экспериментальных данных. Установлено, что наиболее тесно изменение конфигурации магнитных силовых линий связано с временной динамикой и Кр - индексов геомагнитной активности.

Установлено, что область стабильного захвата заряженных частиц геомагнитным полем уменьшается как при интенсификации геомагнитной бури, так и при усилении динамического давления плазмы солнечного ветра.

Исследовано расщепление дрейфовых оболочек заряженных частиц на основе модели магнитного поля Остапенко-Мальцева, описывающей его распределение в объеме внутренней магнитосферы. Установлено, что на это расщепление наиболее сильно влияет динамическое давление плазмы солнечного ветра.

Впервые, на основе геомагнитных данных, получено распределение давления плазмы во внутренней магнитосфере. Установлено, что само это давление, в первую очередь, связано с динамическим давлением плазмы солнечного ветра и с депрессией геомагнитного поля во время магнитной бури.

Установлено также, что полное энергосодержание плазмы во внутренней магнитосфере наиболее тесным образом связано с динамическим давлением плазмы солнечного ветра.

Научная и практическая значимость. Результаты проведенных исследований важны для понимания сложных взаимосвязанных процессов в системе солнечный ветер -магнитосфера - ионосфера. Именно многофакторный анализ, включающий такие параметры, как компоненты вектора ММП, скорость солнечного ветра, индексы геомагнитной активности и др., позволяет определить, что именно в наибольшей степени ответственно за те или иные временные и пространственные изменения в этой системе. Полученные в результате данного исследования сведения будут способствовать развитию более содержательных и более точных количественных моделей магнитосферно-ионосферной системы. Найденные новые корреляционные связи позволят более точно проводить контроль электромагнитной погоды в околоземном пространстве с целью борьбы с её негативным воздействием на работу космических и наземных технических систем.

Личный вклад автора. Автор принимал участие в постановке задачи, выбирал и обрабатывал экспериментальный материал, разрабатывал компьютерные программы. Все результаты, изложенные в диссертации, получены автором самостоятельно.

Апробация работы. Материалы диссертации докладывались и обсуждались на научных семинарах НИИФ СПбГУ и следующих Российских и международных конференциях:

1. XX Апатитский семинар «Физика авроральных явлений» февраль 1997 г., Апатиты.

2. Workshop «Space Radiation Environment Modelling: New Phenomena and Approaches», октябрь 1997 г., Москва.

3. XXI Апатитский семинар «Физика авроральных явлений», март 1998 г., Апатиты.

4. International Conference on Problems of Geocosmos, июнь-июль 1998 г., Санкт-Петербург.

5. XXII Апатитский семинар «Физика авроральных явлений», март 1999 г., Апатиты.

6. Chapman Conference on Space Weather, март 2000 г., Флорида, США.

7. 5th International Conference on Substorms, май 2000 г., Санкт-Петербург.

8. International Conference on Problems of Geocosmos, май 2000 г., Санкт-Петербург.

9. XXIV Апатитский семинар «Физика авроральных явлений» февраль-март 2001 г., Апатиты.

10. XXVI Апатитский семинар «Физика авроральных явлений» февраль 2003 г., Апатиты.

Публикации: По теме диссертации опубликовано 13 работ

ОБЪЕМ И СТРУКТУРА РАБОТЫ Диссертация состоит из введения, 3-х глав, заключения и списка литературы. Работа содержит 99 страниц машинописного текста, 32 рисунка, библиографию из 119 наименований.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во Введении обоснована актуальность темы диссертационной работы, сформулированы её цель и задачи, а также положения, выносимые на защиту. Кратко изложена структура и содержание работы, дается характеристика научной новизны и практической значимости результатов.

В главе первой исследуется потенциальное электрическое поле, являющееся причиной конвекции плазмы в высокоширотной ионосфере, и разность потенциалов этого поля через полярную шапку. В среднем, пространственное распределение потенциала электрического поля имеет классическую двухвихревую структуру, где центры вихрей соответствуют максимальному и минимальному значениям потенциала. Эти центры находятся приблизительно на границе полярной шапки: максимум положительного потенциала располагается на утренней границе, а минимум - на вечерней. Разность потенциалов между центрами вихрей иногда принято называть потенциалом конвекции или потенциалом полярной шапки. Потенциал полярной шапки является ключевым параметром для описания состояния магнитосферно-ионосферной токовой системы.

6

В п.1.1. представлен краткий обзор имеющихся работ, посвященных исследованию этой проблемы. В настоящей работе используются данные измерений электрического поля на спутнике DE( Dynamics Explorer) 2, они (10 миллионов измерений за полтора года наблюдений) представлены в п. 1.2. Потенциал электрического поля определялся на основе интегрирования этого поля, измеренного вдоль траектории спутника. Значения потенциала усреднялись в пространственных ячейках: 2° геомагнитной широты, 2 часа местного времени MLT. Исследование проводилось в нескольких узких диапазонах геофизических параметров, которые были взяты из известной базы данных OMNI.

Входными параметрами были выбраны: компоненты Ву, В2 вектора ММП; концентрация плазмы в солнечном ветре N; скорость солнечного ветра V; их комбинация -динамическое давление плазмы солнечного ветра psw =mNV2; электрическое поле в солнечном ветре, направленное с утра на вечер, Eyr - -VBS, где В., — вертикальная компонента ММП, определяемая в форме ß, = 0 при Вг > 0 и В, = Bz при Bz < 0, а также Dst, АЕ и Кр индексы геомагнитной активности. Выходными параметрами являлись: разность потенциалов U между утренним и вечерним центрами конвективных вихрей и координаты пространственного положения этих центров: их геомагнитные широты (LATm\ LATe) и их местное время (LTm ; LTe). Здесь индекс гп, относится к утреннему центру, а индекс е - к вечернему.

На основе многофакторного корреляционного анализа были исследованы: разность потенциалов через полярную шапку и местоположение конвективных вихрей при средних геофизических условиях (и. 1.3.1), изменение этих параметров в зависимости от условий в солнечном ветре (ни. 1.3.2 — 1.3.7); изменение этих параметров в зависимости от геомагнитной активности (п.1.4). Было установлено, что потенциал конвекции ионосферной плазмы растет с усилением южной (Вг < 0) вертикальной компоненты вектора ММП и остается практически постоянным при её северной ориентации (Вг > 0). При большой амплитуде северной вертикальной компоненты вектора ММП двухвихревая картина потенциала переходит в четырехвихревую. Также было установлено, что потенциал конвекции теснее всего связан с электрическим полем солнечного ветра и его амплитуда растет, когда это поле направленно с утра на вечер. При ситуации в ММП Вг > 0, этот потенциал линейно растет с увеличением динамического давления плазмы солнечного ветра. Получена следующая двухпарамегрическая формула, связывающая разность потенциалов через полярную шапку с направленным на вечер электрическим полем солнечного ветра и динамическим давлением солнечного ветра:

Af/= 19.9 +15.3 Л>+5.1 р.п.

Установлено также, что эта разность потенциалов теснее связана с АЕ и Кр индексами геомагнитной активности, чем с й$1 индексом, а широты центров конвективных вихрей сильнее всего зависят от направления Ву компоненты вектора ММП. Связь широт центров утреннего и вечернего вихрей с амплитудой Ву выражается следующими корреляционными соотношениями: ¿Л7/и=75° 0.54 Ву, ЛАТе=75.5°± 0.27 Ву, где верхний знак относится к северному полушарию, а нижний к южному. При этом разность потенциалов не зависит от знака Ву, а с усилением геомагнитной активности (с увеличением АЕ и Кр индексов и с уменьшением индекса) широта центра утреннего вихря растет, а вечернего, наоборот, уменьшается.

В п.1.5 обсуждаются результаты проведенного исследования и сравниваются с результатами, полученными другими авторами. В отличие от их результатов, выполненное исследование показало, что разность потенциалов через полярную шапку не зависит от сезонов года.

В главе второй (п. 2.1) диссертации 68000 трехкомпонентных измерений магнитного поля из базы данных [5] были использованы для построения силовых линий в магнитосфере на расстояниях ЮЛ^ > х > -40 Ке • Магнитное поле в магнитосфере определяется суммой полей В = В"11 + Всх1, где Вш' - поле токов, текущих внутри Земли, и В"1' - поле токов, текущих в околоземном пространстве выше земной поверхности.

В качестве В"" принималось дипольное магнитное поле Земли и расчеты ограничивались областью 10 Ие > х > -40 КЕ , ]у| < 20 ЛЕ , |г| < 20 11е , г > 3 КЕ . На расстояниях х > -10 Ля использовались данные из солнечно-магнитной (5'Л/) системы координат с осью г, антипараллельной земному диполю. В хвосте (дг < -ЮДе) использовалась солнечно-магнитосферная ("ОЙМ) система координат с осью х, направленной к Солнцу. Измерения В"1 из [5] были усреднены внутри ку бических ячеек с линейными размерами вдоль радиуса Земли = 2 Не. Силовые линии магнитного поля были построены для различных уровней геомагнитной активности, что соответствовало разным условиям в солнечном ветре и ММП. В ил. 2.1.1 и 2.1.2. представлена информация о проблеме расчета таких силовых линий и методика их построения.

В п. 2.1.3 описываются построенные силовые линии геомагнитного поля для средних

геофизических условий: <Ол/> = -16 нТл, <Кр> = 2.2, 2.2 нПа, <2ц,и>— 0 нТл, В

п. 2.1.4 рассматривается влияние наклона земного диполя на структуру силовых линий

геомагнитного паля. Для этого отбирались данные при угле наклона диполя | Ч* | > 20°.

Среднее значение | | в гаком массиве данных было равно 27°; остальные

геофизические параметры близки к средним значениям для данных всей базы [5].

Присутствует сильная магнитная несопряженность областей северного и южного

8

полушарий в области полночи: силовая линия геомагнитного поля, выходящая из зимнего полушария на широте 76°, приходится на широту -71° в полушарии, где в это время лето.

В п. 2.1. S рассматривается влияние геомагнитной бури на конфигурацию силовых линий магнитного поля. В этом случае отбирались данные, полученные при условии Dst < -50 нТл. Средние величины параметров в таком массиве оказались равными: Dst - -74 нТл, Кр = 4.3, Psw = 3.4 нПа, Z!Mf = -2.2 нТл, что соответствует параметрам умеренной геомагнитной бури. Сравнивая силовые линии геомагнитного поля при средних геомагнитных условиях и при условии бури, было обнаружено, что во время магнитной бури форма магнитосферы значительно изменяется. Происходит эрозия дневной части магнитосферы: дневные полярные каспы смещаются к экватору (если при средних геофизических условиях средняя широта каспа равна ~ 78°, то при возмущенных условиях эта широта уменьшается примерно до ~ 69°), а магнитное поле в хвосте магнитосферы увеличивается. Проведено сопоставление рассчитанной картины силовых линий магнитного ноля с картиной силовых линий, полученных в модели [9] с учетом модификации [10]. Модели [9, 10] зависят от пяти параметров: Osi-индекса геомагнитной активности, динамического давления солнечного ветра, В>> и Bz компонент вектора ММП и угла наклона земного диполя. Оказалось, что при средних условиях модели [9, 10] практически не отличаются от чисто эмпирической модели, рассматриваемой в данной работе, тогда как для магнитных бурь эти две модели сильно отличаются друг от друга. Наиболее велики различия в области каспа: эмпирическая модель дает его широту во время магнитной бури ~ 69°, в то время как модели [9,10] ~ 75°.

Для выявления влияния каждого из геофизических параметров на конфигурацию магнитосферы в п. 2.1.6 исследованы несколько случаев, когда изменялся лишь один из параметров, в то время как остальные оставались средними. При этом полный массив данных, включающий 68000 магнитных измерений, делился на два приблизительно одинаковых массива таким образом, чтобы три средних геофизических параметра в каждом массиве были одинаковы. Отличаться должен был лишь один параметр. Построив силовые линии для каждого из этих двух массивов, можно увидеть - какое влияние оказывает этот один параметр.

Оказалось, что сильнее всего конфигурация магнитных силовых линий связана с

изменением Dst и Sjp-индексов геомагнитной активности. Снижение широты каспа на 1 °

может быть связано либо с понижением индекса Dst на 14 нТл, либо с увеличением

индекса Кр на 0.8. Рост динамического давления солнечного ветра приводит к

уменьшению размеров магнитосферы и к усилению асимметрии день-ночь на расстояниях

6-10 Re. Вертикальная Bz компонента вектора ММП, в среднем, по всем фазам

9

магнитосферной суббури, практически не влияет на конфигурацию силовых линий геомагнитного поля в магнитосфере, при условии, что и Кр индексы геомагнитной активности и давление плазмы фиксированы.

В п. 2.2, в рамках эмпирической модели магнитного поля [1], зависящей от индекса геомагнитной активности и от динамического давления солнечного ветра, рассчитано поведение контура Д=б, в экваториальной плоскости магнитосферы, где Д, -магнитное поле в подсолнечной точке. Этот контур примерно совпадает с внешней границей области стабильного захвата энергичных частиц с питч-углом 90°. При этом оказалась видна общая тенденция к у меньшению области стабильного захвата частиц с усилением, как буревой депрессии геомагнитного поля, так и динамического давления солнечного ветра. Оказалось, что оба фактора примерно в равной степени влияют на размеры области стабильного захвата частиц, а уменьшение расстояния до границы области захвата имеет место во всех долготных секторах. В полдень граница области стабильного захвата соприкасается с подсолнечной точкой границы магнитосферы. Расстояние до этой точки может уменьшиться от 10-11 Кс в спокойное время (Олг = 0, р = 2 нПа) до ~4 Ке во время очень сильных бурь (Ох/ = -600 нТл). Ночью, в спокойное время, граница стабильного захвата для частиц с питч-углом 90° в экваториальной плоскости приходится на расстояние -7 К е- Увеличение давления плазмы солнечного ветра до 15 нПа смещает эту границу на расстояние ~5 Буря с Ом = —600 нТл может приблизить ее до 4 Я/г и ближе. Ионосферная проекция внешней границы области стабильного захвата, рассчитанная с помощью эйлеровых потенциалов, сильнее зависит от Олг-вариации, чем ог давления солнечного ветра. Зависимость широты этой проекции от геомагнитной депрессии в период магнитной бури примерно такая же, как у экваториальной кромки аврорального овала. Физической причиной уменьшения области стабильного захвата является усиление токов на магнитопаузе и в хвосте магнитосферы.

Магнитное поле в магнитосфере равно сумме полей от магнитосферных токовых систем и от токов, текущих в Земле. Магнитосферные токи состоят из токов на магнитопаузе, кольцевого тока, магнитосферно-ионосферных токов в высокоширотной ионосфере и токовой системы в хвостовой части магнитосферы. Чтобы понять природу этих токов, необходимо исследовать поведение плазмы внутри магнитосферы, чему и посвящена Глава 3 диссертации.

В п. 3.1 обоснована важность изучения характеристик плазмы во внутренней части

магнитосферы и дан краткий анализ существующих работ по данной теме. В п. 3.2

описана эмпирическая модель магнитного поля [7], на основе которой рассчитывались

дрейфовые траектории частиц с различными питч-углами и восстанавливалось давление

10

плазмы во внутренней магнитосфере. Модель построена на основе той же базы данных [5], содержащей 68000 трехкомпонентных измерений магнитного поля. Ей применение ограничено областью магнитосферного пространства: 3 ЯЕ < (х2 +у2)т < 10 Не, И <7 «г в солнечно-магнитосферной системе координат. Магнитное пате в модели представлено в виде полинома 4-го порядка от геоцентрического расстояния. Коэффициенты при каждом члене полинома представлены в виде линейной комбинации от пяти параметров: Ау/ и Кр индексов геомагнитной активности, вертикальной составляющей вектора межпланетного магнитного поля, динамического давления плазмы солнечного ветра, угла наклона земного диполя

В п. рассчитываются дрейфовые траектории частиц с различными питч-углами, при различных уровнях геофизической возмущенности, на основе эмпирической модели [7]. В п. 3.3.1 рассчитываются дрейфовые траектории частиц с различными питч-углами при средних геофизических условиях. В п. 3.3.2 строится расщепление дрейфовых оболочек, которое сравнивается с расщеплениями, полученными в моделях Мида [8]и Цыганенко [3]. Расщепление дрейфовых оболочек, полученное из модели Остапенко и Мальцева [7], занимает промежуточное положение между расщеплениями, полученными из моделей Мида и Цыганенко. В п.3.3.3 рассматриваются дрейфовые траектории частиц и их изменение при возмущении одного из геофизических параметров на величину его двойной дисперсии при условии, что все остальные параметры остаются неизменными. Оказалось, что чем больше питч-угол частицы, тем сильнее она чувствует изменение исследуемых параметров. Наиболее сильное влияние на дрейфовые траектории частиц и на расщепление дрейфовых оболочек оказывает динамическое давление солнечного ветра.

В п, 3.4 изучается давление плазмы в магнитосфере в зависимости от геофизической активности. Уравнение, связывающее ток, магнитное поле и давление плазмы, имеет вид:

где />1 и р\\ - компоненты тензора давления поперек и вдоль магнитного поля. До сих пор измерение плазменного давления в магнитосфере велось с помощью спутников, на которых устанавливались счетчики частиц. Радиальный профиль поперечного и продольного давлений в экваториальной плоскости на расстояниях от 2.3 Не до 9 Не для спокойных условий был получен в работе [6]. Однако в настоящее время прямых измерений недостаточно, чтобы понять зависимость распределения давления от геомагнитной активности и параметров солнечного ветра. Однако можно рассчитать давление, используя магнитные измерения, которых накоплено достаточно много. Для

этих целей использовались две версии эмпирической модели магнитного поля [7] и [2], основанные на базе данных [5].

П. 3.4.1 включает в себя основные уравнения для решения поставленной задачи. В и. 3.4.2 строятся профили давления на полуденном и полуночном меридианах в экваториальной плоскости магнитосферы при спокойных геофизических условиях, и они сравниваются с экспериментальными профилями, полученными в работе [6]. Обнаружено хорошее совпадение рассчитанных и экспериментальных профилей. В п. 3.4.3 рассматривается изменение профиля давления при изменении какого-либо одного из геофизических параметров. Исследование зависимости профиля от Кр —индексов геомагнитной активности, а также от динамического давления плазмы солнечного ветра и вертикальной компоненты вектора ММП показало, что основные изменения в профиль плазменного давления вносят давление солнечного ветра и -индекс, причем влияние проявляется на малых геоцентрических расстояниях, а Рул> - на больших.

В п. 3.4.5 рассчитывается полное энергосодержание плазмы во внутренней магнитосфере. Результат вычислений можно представить в виде следующей апггроксимационной формулы:

К- (2.3-0.77Д,, +0.13Кр +1.5£™-0.05?/мг +1.5рр,)><1015 Д, (1)

где величины с тильдой - это нормализованные параметры, рр< - поперечное давление плазмы на расстоянии 10 Ля в полночь, то есть, в ближней части плазменного слоя, в нПа. Сравнивая коэффициенты перед нормализованными параметрами, входящими в эту формулу, можно оценить удельный вклад каждого указанного параметра в полное энергосодержание магнитосферной плазмы на удалении от центра планеты от 3 до 10 радиусов Земли. Вклад давления плазмы солнечного ветра оказался самым большим. Такой неожиданный результат необходимо было проверить, сделав все расчеты на основе модели магнитного поля Цыганенко Т-01 [11, 12]. Эти расчеты приведены в л. 3.3.6, где получена формула (2) для полного энергосодержания, подобная формуле (1):

ЛГ= (4.05 - 1.07 £>¿1 + 4.77 + 1.66рр!) х 1015 ] (2)

Таким образом, и в рамках модели магнитного поля Цыганенко Т-01 получается, что полное энергосодержание во внутренней магнитосфере связано с динамическим давлением солнечного ветра в несколько раз сильнее, чем с £>у/-индексом геомагнитной активности. Этот результат представляется неожиданным, поскольку часто полагается, что магнитное возмущение во время магнитной бури связано с усилением кольцевого тока, а амплитуда возмущения пропорциональна полному энергосодержанию заряженных частиц, захваченных геомагнитным, согласно [4]. Однако те немногие измерения

профилей магнитосферного давления, которые проводились во время магнитных бурь не позволяют однозначно определить, какой из факторов ответственен за возрастание этого энергосодержания, поскольку в анализируемых событиях происходило повышение как индекса Dst, так и р„„

В ЗАКЛЮЧЕНИИ сформулированы основные выводы диссертации:

1. На основе измерений спутника Dynamics Explorer 2 получена картина пространственно-временного распределения потенциала электрического поля в высокоширотной ионосфере, которая адекватна картине распределения конвекции ионосферной плазмы. Изучено влияние различных геофизических факторов на параметры этой конвекции: положение центров вихрей конвекции и динамики разности потенциалов через полярную шапку. Получено, что разность потенциалов через полярную шапку сильнее всего зависит от электрического поля в солнечном ветре, направленного с утра на вечер. При северном направлении вертикальной компоненты вектора ММП эта разность потенциалов линейно растет с увеличением динамического давления солнечного ветра. Она более сильно связана с АЕ и Кр индексами геомагнитной активности, чем с Dst индексом.

Широты вихрей конвекции сильнее всего зависят от направления By компоненты вектора ММП. При большой отрицательной амплитудее By компоненты вектора ММП вся шапка в северном полушарии смещается на вечернюю сторону полярной шапки, а при большой положительной амплитуде - на её утреннюю сторону. В южном полушарии присутствует обратная ситуация. Разность потенциалов через полярную шапку не зависит от знака By компоненты вектора ММП.

2. На основе обширной базы данных спутниковых магнитных измерений в околоземном пространстве, построены эмпирические силовые линии магнитного поля в магнитосфере. Изучено влияние различных факторов на геометрию магнитосферы и установлено, что в наибольшей степени конфигурация магнитных силовых линий связана с изменением Dst и /ф-индексоп геомагнитной активности. На асимметрию магнитного поля утро-вечер сильнее всего влияет динамическое давление солнечного ветра.

3. В рамках эмпирической модели магнитосферного магнитного поля, зависящего от Од/-индекса геомагнитной активности и динамического давления солнечного ветра, рассчитано поведение внешней границы области стабильного захвата частиц этим полем. Получено, что область стабильного захвата уменьшается как при интенсификации геомагнитной бури, так и при усилении давления солнечного ветра. Ионосферная проекция границы стабильного захвата частиц магнитным полем, рассчитанная с помощью эйлеровых потенциатов, близка к экваториатьной кромке аврорального овала.

13

4. На основе эмпирической модели магнитосферного магнитного поля, зависящего от пяти параметров, рассчитаны дрейфовые траектории частиц во внутренней магнитосфере Земли и расщепление их дрейфовых оболочек. Получено, что сильнее всего на расщепление влияет питч-угол частицы. Из геофизических параметров наиболее сильно на расщепление влияет динамическое давление плазмы солнечного ветра

5. На основе экспериментальных магнитных данных восстановлено давление плазмы во внутренней магнитосфере. Выявлено, что это давление сильнее всего связано с Dst-индексом геомагнитной активности и динамическим давлением плазмы солнечного ветра. Рассчитано полное энергосодержание частиц во внутренней магнитосфере. Показано, что на это энергосодержание наибольшее влияние оказывает динамическое давление плазмы солнечного ветра.

Основные результаты диссертации опубликованы в следующих работах:

1. E.Yu.Feshchcnko, Yu.P.Maltsev, Erosion of the inner magnetosphere during geomagnetic

storms//Annales Geophysicae, V. 15, No 12, p. 1532-1536, 1997

2. Е.Ю.Фещенко, Ю.П.Мальцев, Восстановление плазменного давления в магнитосфере из

магнитных данных // Геомагнетизм и аэрономия, Т. 38, № 2, С. 43-50, 1998.

3. Ю.П.Мальцев, Е.Ю.Фещенко, Уменьшение области стабильного захвата во время

геомагнитной бури // Геомагнетизм и аэрономия, Т. 38, № 3, С. 1-9, 1998.

4. E.Yu.Feshchenko, Yu.P. Maltsev, A.A.Ostapenko, Encrgetic particle drifts in the multifactor

model of the magnetosphere // Proceedings of the 21st Annual Seminar "Physics of Auroral Phenomena", Apatity, 24-27 March, 1998, PGI-98-03-106, p. 35-38, 1998.

5. А.А.Осталенко, Ю.П.Мальцев, А.А.Арыков, Е.Ю.Фещенко, Эмпирическая модель

магнитного поля и плазменного давления в магнитосфере // в сб. "Моделирование процессов в верхней полярной атмосфере", ПГИ КНЦ, Мурманск, С. 3-28, 1998.

6. E.Yu.Feshchenko, Yu.P. Maltsev, A.A.Ostapenko, Direct restoring of magnetic field lines in

the magnetosphere from observation data // Proceedings of the 22nd Annual Seminar "Physics of Auroral Phenomena", Apatity, 23-26 March, 1999, p. 22-25, 1999.

7. A.A. Arykov, Yu.P. Maltsev, A.A. Ostapenko, E.Yu. Feshchenko, Mutual position of drift

trajectories and projections of geomagnetic latitudes in the magnetosphere // Radiation Measurements, V. 30, 529-535, 1999.

8. E. Yu. Feshchenko, Yu. P. Maltsev, A. A. Ostapenko, Dependence of the magnetospheric

magnetic field on the storm activity // Proc. of the Fifth Int. Conf. on Substotms, St.Petersburg, Russia, 16-20 May, 2000, ESA SP-443, Noordwijk, The Netherlands, p. 431434, 2000.

9. Ю.П. Мальцев, А.А. Остапенко, Е.Ю. Фещенко, Эмпирические магннтные силовые

линии // Геомагнетизм и аэрономия, Т.40, № 6. С. 89-94, 2000.

10. Е. Y. Fcshchenko, Y. P. Maltsev, Radial profile of the magnetospheric plasma pressure extracted from magnetic field data// J. Geophys. Res., 106, No A10,21003-21008,2001.

11. E. Y. Feshchenko, Y. P. Maltsev, Electric potential of the ionosphcre-magnctosphere convection, Proceedings of the 24th Annual Seminar "Physics of Auroral Phenomena", Apatity, 27 February-2 March, 2001, p. 51-54, 2001.

12. Feshchenko E. Yu. and Maltsev Yu. P., Relation of the polar cap voltage to the geophysical activity // Proc. of the 26th Annual Seminar "Physics of Auroral Phenomena", Apatity, 2528 February, 2003, Preprint PGI -03-02-115. P. 59-61, 2003.

13. Фещенко Е.Ю., Ю.П. Мальцев, Распределение электрического потенциала в высокоширотной ионосфере при различных геофизических условиях // Геомагнетизм и аэрономия, т. 45, №2, 225-233, 2005.

Литература

1. Остапенко А.А., Мальцев Ю.П., Матьков М.В., Эмпирическая модель магнитного поля в экваториальной плоскости внутренней магнитосферы // Геомагнетизм и аэрономия //Т. 36, N 2, С. 131-134, 1996.

2. Остапенко А.А., Мальцев Ю.П., Мальков М.В., Модель магнитного поля во внутренней магнитосфере Земли // Геомагнетизм и аэрономия., Т.36, № 5, С.35-42, 1996.

3. Шухтина М.А., Сергеев В.А., Моделирование дрейфа энергичных частиц в реальной магнитосфере вблизи геосинхронной орбиты// Геомагнетизм и аэрономия, Т.31, № 5, с.775-779, 1991.

4. Dessler, A. J„ and Е. N. Parker, Hydromagnetic theory of geomagnetic storms // J. Geophys. Res., 64, 2239-2252, 1959.

5. Fairfield, D. II., N. A. Tsyganenko, A. V. Usmanov, and M. V. Malkov, A large magnctosphere magnetic field database // J. Geophys. Res., 99, 11319, 1994.

6. Lui A.T.Y., Hamilton D.C., Radial profiles of quiet time magnetospheric parameters // J.Geophys.Rcs., V.97, No A12, pp.19325-19332, 1992.

7. Ostapenko, A. A., and Y. P. Maltsev, Relation of the magnetic field in the magnctosphere to the geomagnetic and solar wind activity // J. Geophys. Res., 102, 17467, 1997.

8. Roederer J.G., On the adiabatic motion of encrgetic particles in a model magnctosphere // J. Geophys. Res., V. 72, No 3,. pp. 981-992, 1967.

9. Tsygancnko N. A., Modeling the Earth's magnetospheric magnetic field confined with a realistic magnetopause // J. Geophys. Res. V. 100. No A4. P. 5599. 1995.

10. Tsygancnko N. A., Effects of the solar wind conditions on the global magnetospheric configuration as deduced from data-based field models // Proceedings of the Third International Conference on Substorms (ICS-3), Versailles, France, 12-17 May 1996. P. 181. 1996.

11. Tsyganenko, N. A., A model of the near magnetosphere with a dawn-dusk asymmetry, 1, Mathematical structure // J. Geophys. Res., 107, No A8, 10.1029/2001 JA000219, 2002a.

12. Tsygancnko, N. A., A model of the near magnetosphere with a dawn-dusk asymmetry, 2, Parameterization and fitting to observations // J. Geophys. Res., 107, No A8, 10.1029/2001JA000220, 2002b

Подписано в печать 5.07.2006. Формат бумаги 60 х 84 1/16. Бумага офсетная. Печать ризографическая. Усл. печ. л. 1,0. Тираж 100 экз. Заказ 3804.

Отпечатано в отделе оперативной полиграфии НИИХ СПбГУ. 198504, Санкт-Петербург, Старый Петергоф, Университетский пр.26

Содержание диссертации, кандидата физико-математических наук, Фещенко, Елена Юрьевна

ВВЕДЕНИЕ.

ГЛАВА 1. Потенциал электрического поля конвекции плазмы в высокоширотной ионосфере.

1.1. История вопроса.

1.2. Экспериментальные данные о распределении потенциала электрического поля конвекции плазмы в высокоширотной ионосфере, позволяющие проводить анализ его временной динамики.

1.3. Влияние параметров межпланетной среды на конвекцию плазмы в высокоширотной ионосфере.

1.3.1. Потенциал электрического поля конвекции плазмы в высокоширотной ионосфере при средних геофизических условиях.

1.3.2. Влияние ММП.

1.3.3. Влияние скорости плазмы солнечного ветра.

1.3.4. Влияние концентрации плазмы солнечного ветра.

1.3.5. Влияние динамического давления плазмы солнечного ветра.

1.3.6. Влияние электрического поля солнечного ветра.

1.3.7. Влияние параметров солнечного ветра на положение центров вихрей.

1.4. Связь пространственно-временного распределения потенциала электрического поля в высокоширотной ионосфере с геомагнитной активностью.

1.5. Выводы.

ГЛАВА 2. Крупномасштабное магнитное поле в магнитосфере Земли.

2.1. Эмпирическая модель силовых линий магнитного поля.

2.1.1. История проблемы.

2.1.2. Экспериментальные данные и методика построения силовых линий магнитного поля.

2.1.3. Силовые линии магнитного поля при средних условиях.

2.1.4. Влияние наклона земного диполя на конфигурацию силовых линий магнитного поля.

2.1.5. Конфигурация силовых линий магнитного поля во время геомагнитной бури.

2.1.6. Дифференциальное влияние различных геофизических факторов наконфигурацию сисловых линий магнитного поля.

2.2. Уменьшение области стабильного захвата заряженных частиц геомагнитным полем во время магнитных бурь.

2.2.1. Введение.

2.2.2. Модель магнитного поля.

2.2.3. Расчет расстояния до границы стабильного захвата заряженных частиц геомагнитным полем.

2.2.4. Сравнение полученных результатов с экспериментальными данными.

2.2.5. Физические причины уменьшения области стабильного захвата заряженных частиц геомагнитным полем и сдвига аврорального овала к югу во времямагнитной бури.

2.3. Выводы.

ГЛАВА 3. Дрейф заряженных частиц в магнитосфере Земли.

3.1. Введение.

3.2. Используемая модель.

3.3. Дрейфы энергичных частиц в многофакторной модели магнитосфе.

3.3.1. Дрейфовые траектории при средних геофизических условиях.

3.3.2. Расщепление дрейфовых оболочек частиц в периоды средних геофизических условий в магнитосфере.

3.3.3 Дрейфовые траектории и расщепление дрейфовых оболочек при возмущенных условиях в магнитосфере.

3.4. Восстановление давления магнитосферной плазмы по магнитным данным.

3.4.1. Основные уравнения.

3.4.2. Расчет профиля давления при спокойных геофизических условиях в магнитосфере Земли.

3.4.3. Расчет профиля давления при возмущенных условиях в магнитосфере Земли.

3.4.4. Радиальное распределение анизотропии давления магнитосферной плазмы.

3.4.5. Полное энергосодержание плазмы во внутренней магнитосфере

Земли.

3.4.6. Расчет профиля давления плазмы при возмущенных условиях и её полного энергосодержания во внутренней магнитосфере, используя модель магнитного поля Цыганенко 2001 года.

3.5. Выводы.

Введение Диссертация по наукам о земле, на тему "Многофакторный анализ магнитного поля, давления плазмы и электрического потенциала конвекции в магнитосфере"

Диссертация посвящена исследованию влияния геофизических факторов на распределение магнитного и электрического полей и давления плазмы в магнитосфере Земли.

Актуальность темы. Пространственно-временные распределения магнитного и электрического полей и давления плазмы в околоземном пространстве определяют электромагнитную погоду в магнитосфере Земли. Эти распределения являются предметом многочисленных теоретических и экспериментальных исследований. Их пытаются конкретизировать с помощью спутниковых и радарных измерений, а также на основе комплексных наземных наблюдений. Временная динамика этих полей, токовых систем и давления плазмы взаимосвязаны между собой. В периоды магнитосферных суббурь и магнитных бурь электрическое поле и суммарные токи в магнитосферно-ионосферных токовых системах меняются очень резко. За несколько минут разность потенциалов через полярную шапку может измениться от 10 до 100150 киловольт, а интегральный ток в авроральном овале от 105 до 107 ампер. Одновременно резко меняется пространственное распределение заряженных частиц, захваченных геомагнитным полем. Всплеск полей и токов вызывает сбои в работе спутниковых систем, а также в работе трубопроводов и линий электропередач.

Характеристики полей и токов в околоземной среде связаны между собой, а также с параметрами солнечного ветра и межпланетного магнитного поля (ММП). К настоящему времени проведено большое количество исследований по связи характеристик электромагнитного поля магнитосферы и токов в ней с этими параметрами и с геофизическими явлениями (полярные сияния, высыпание частиц, радиационные пояса, ионосферные возмущения и т.п.). Основными количественными характеристиками, которыми оперируют исследователи, являются индексы геомагнитной активности, индексы солнечной активности и параметры межпланетной среды (скорость и плотность солнечного ветра, компоненты вектора ММП). Чаще всего, при таких исследованиях используется множественный корреляционный анализ, на основе которого выделяются наиболее значимые параметры межпланетной среды, позволяющие проводить моделирование магнитосферных полей и токов, а также строить гипотезы относительно механизмов их генерации.

Целью настоящей работы является проведение многофакторного анализа временного поведения важнейших магнитосферных параметров: электрического потенциала ионосферной конвекции, конфигурации и интенсивности магнитосферного магнитного поля, дрейфовых траекторий частиц и плазменного давления во внутренней магнитосфере Земли. Такой метод позволяет изучить влияние отдельного фактора в тех случаях, когда остальные факторы мало меняются. В данной работе ставилась также задача построения изолиний электрического потенциала, которые определяют конвекцию плазмы в высокоширотной ионосфере и изучение зависимости этого потенциала от условий в солнечном ветре и от состояния геомагнитного поля. Одновременно решалась задача по определению зависимости пространственного положения центров конвективных вихрей в высокоширотной ионосфере от ситуации в межпланетной среде вблизи магнитосферы Земли и от геомагнитной активности.

На защиту выносятся следующие положения:

1. Пространственно-временное распределение магнитосферного магнитного поля зависит от геофизической ситуации, которая наилучшим образом может характеризоваться индексами геомагнитной активности Dst и Кр. Влияние вертикальной Bz компоненты межпланетного магнитного поля на это распределение, при заданных значениях Dst и Кр индексов, мало.

2. Усиление динамического давления плазмы солнечного ветра уменьшает размер области стабильного захвата заряженных частиц магнитосферным магнитным полем, а широта ионосферной проекции внешней границы этой области захвата, согласуется с широтой экваториальной границы овала полярных сияний.

3. Динамическое давление плазмы солнечного ветра является основным фактором, определяющим степень расщепления дрейфовых оболочек заряженных частиц, захваченных геомагнитным полем, а также величину давления и полного энергосодержания плазмы в области внутренней магнитосферы Земли.

4. Разность потенциалов через полярную шапку при ситуации в межпланетном магнитном поле Bz >0 пропорциональна величине динамического давления , плазмы солнечного ветра вблизи магнитосферы Земли.

Научная новизна

Построена пространственно-временная картина силовых линий геомагнитного поля в магнитосфере, в периоды различных геофизических ситуаций, на основе использования современной базы экспериментальных данных. Установлено, что наиболее тесно изменение конфигурации магнитных силовых линий связано с временной динамикой Dst и Кр - индексов геомагнитной активности.

Установлено, что область стабильного захвата заряженных частиц , геомагнитным полем уменьшается как при интенсификации геомагнитной бури, так и при усилении динамического давления плазмы солнечного ветра.

Исследовано расщепление дрейфовых оболочек заряженных частиц на основе модели магнитного поля Остапенко-Мальцева, описывающей его распределение в объеме внутренней магнитосферы. Установлено, что на это расщепление наиболее сильно влияет динамическое давление плазмы солнечного ветра.

Впервые, на основе геомагнитных данных, получено распределение давления плазмы во внутренней магнитосфере. Установлено, что само это , давление, в первую очередь, связано с динамическим давлением плазмы солнечного ветра и с депрессией геомагнитного поля во время магнитной бури. Установлено также, что полное энергосодержание плазмы во внутренней магнитосфере наиболее тесным образом связано с динамическим давлением плазмы солнечного ветра.

Научная и практическая значимость. Результаты проведенных исследований важны для понимания сложных взаимосвязанных процессов в системе солнечный ветер - магнитосфера - ионосфера. Именно многофакторный анализ, включающий такие параметры, как компоненты вектора ММП, скорость солнечного ветра, индексы геомагнитной активности и др., позволяет определить, что именно в наибольшей степени ответственно за те или иные временные и пространственные изменения в этой системе. Полученные в результате данного исследования сведения будут способствовать развитию более содержательных и более точных количественных моделей магнитосферно-ионосферной системы. Найденные новые корреляционные связи позволят более точно проводить контроль электромагнитной погоды в околоземном пространстве с целью борьбы с её негативным воздействием на работу космических и наземных технических систем.

Личный вклад автора. Автор принимал участие в постановке задачи, выбирал и обрабатывал экспериментальный материал, разрабатывал компьютерные программы. Все результаты, изложенные в диссертации, получены автором самостоятельно.

Апробация работы. Материалы диссертации докладывались и обсуждались на научных семинарах НИИФ СПбГУ и следующих Российских и международных конференциях:

1. XX Апатитский семинар «Физика авроральных явлений» февраль 1997 г., Апатиты.

2. Workshop «Space Radiation Environment Modelling: New Phenomena and Approaches», октябрь' 1997 г., Москва.

3. XXI Апатитский семинар «Физика авроральных явлений», март 1998 г., Апатиты.

4. International Conference on Problems of Geocosmos, июнь-июль 1998 г., Санкт-Петербург.

5. XXII Апатитский семинар «Физика авроральных явлений», март 1999 г., Апатиты.

6. Chapman Conference on Space Weather, март 2000 г., Флорида, США.

7. 5th International Conference on Substorms, май 2000 г., Санкт-Петербург.

8. International Conference on Problems of Geocosmos, май 2000 г., Санкт-Петербург.

9. XXIV Апатитский семинар «Физика авроральных явлений» февраль-март 2001 г., Апатиты.

10. XXVI Апатитский семинар «Физика авроральных явлений» февраль 2003 г., Апатиты.

Публикации:

1. E.Yu.Feshchenko, Yu.P.Maltsev, Erosion of the inner magnetosphere during geomagnetic storms //Annales Geophysicae, V. 15, No 12, p. 1532-1536,1997

2. Е.Ю.Фещенко, Ю.П.Мальцев, Восстановление плазменного давления в магнитосфере из магнитных данных // Геомагнетизм и аэрономия, Т. 38, № 2, С. 43-50, 1998.

3. Ю.П.Мальцев, Е.Ю.Фещенко, Уменьшение области стабильного захвата во время геомагнитной бури // Геомагнетизм и аэрономия, Т. 38, № 3, С. 1-9, 1998.

4. E.Yu.Feshchenko, Yu.P. Maltsev, A.A.Ostapenko, Energetic particle drifts in the multifactor model of the magnetosphere // Proceedings of the 21st Annual Seminar "Physics of Auroral Phenomena", Apatity, 24-27 March, 1998, PGI-98-03-106, p. 35-38,1998.

5. А.А.Остапенко, Ю.П.Мальцев, А.А.Арыков, Е.Ю.Фещенко, Эмпирическая модель магнитного поля и плазменного давления в магнитосфере // в сб. "Моделирование процессов в верхней полярной атмосфере", ПГИ КНЦ, Мурманск, С. 3-28,1998.

6. E.Yu.Feshchenko, Yu.P. Maltsev, A.A.Ostapenko, Direct restoring of magnetic field lines in the magnetosphere from observation data // Proceedings of the 22nd Annual Seminar "Physics of Auroral Phenomena", Apatity, 23-26 March, 1999, p. 22-25,1999.

7. A.A. Arykov, Yu.P. Maltsev, A.A. Ostapenko, E.Yu. Feshchenko, Mutual position of drift trajectories and projections of geomagnetic latitudes in the magnetosphere //RadiationMeasurements, V. 30, 529-535, 1999.

8. E. Yu. Feshchenko, Yu. P. Maltsev, A. A. Ostapenko, Dependence of the magnetospheric magnetic field on the storm activity // Proc. of the Fifth Int. Conf. on Substorms, St.Petersburg, Russia, 16-20 May, 2000, ESA SP-443, Noordwijk, The Netherlands, p. 431-434,2000.

9. Ю.П. Мальцев, A.A. Остапенко, Е.Ю. Фещенко, Эмпирические магнитные силовые линии // Геомагнетизм и аэрономия, Т.40, № 6. С. 89-94, 2000.

10. Е. Y. Feshchenko, Y. P. Maltsev, Radial profile of the magnetospheric plasma pressure extracted from magnetic field data // J. Geophys. Res., 106, No A10, 21003-21008,2001.

11. E. Y. Feshchenko, Y. P. Maltsev, Electric potential of the ionosphere-magnetosphere convection, Proceedings of the 24th Annual Seminar "Physics of Auroral Phenomena", Apatity, 27 February-2 March, 2001, p. 51-54,2001.

12. Feshchenko E. Yu. and Maltsev Yu. P., Relation of the polar cap voltage to the geophysical activity // Proc. of the 26th Annual Seminar "Physics of Auroral Phenomena", Apatity, 25-28 February, 2003, Preprint PGI -03-02-115. P. 59-61, 2003.

13. Фещенко Е.Ю., Ю.П. Мальцев, Распределение электрического потенциала в высокоширотной ионосфере при различных геофизических условиях // Геомагнетизм и аэрономия, т. 45, №2,225-233,2005.

ОБЪЕМ И СТРУКТУРА РАБОТЫ

Диссертация состоит из введения, 3-х глав, заключения и списка литературы.

Заключение Диссертация по теме "Физика атмосферы и гидросферы", Фещенко, Елена Юрьевна

3.5. Выводы. I

Результат о том, что полное энергосодержание плазмы в области 3-10 Re связано главным образом с давлением солнечного ветра, выглядит довольно неожиданным, поскольку часто предполагается, что геомагнитная буря вызвана усилением кольцевого тока, а его наземный магнитный эффект пропорционален полному энергосодержанию захваченной плазмы [31, 94]. Однако те немногие измерения профилей магнитосферного давления, которые проводились во время геомагнитных бурь [53, 66], не позволяют однозначно определить, какой из факторов ответственен за возрастание полного энергосодержания захваченной плазмы, поскольку в исследованных случаях повышались как Dst, так и pw Например, во 'время исследованной в работе [66] бури 4-7 сентября 1984 г. энергосодержание, измеренное в каждом из 4 пролетов спутника АМРТЕ (апогей 8.8 Re) выросло примерно в 2 раза по сравнению со спокойным уровнем. Среднее значение Dst за эти пролеты составляло приблизительно -40 нТл, что, согласно (3.13), соответствует Dst « -1. Измерения динамического ' давления солнечного ветра для этой бури отсутствуют, однако перед бурей имело место SSC, приблизившее магнитопаузу на расстояние 7.5 Re, что в соответствии с моделью [71], свидетельствует о десятикратном усилении солнечноветрового давления (если предположить, что в спокойных условиях магнитопауза располагается на 11 RE). Во время бури 8-9 февраля 1986 г. радиальный профиль плотности энергии измерялся в ходе 7 пролетов спутника АМРТЕ [53]. Во время 5-го пролета, интересного тем, что магнитопауза находилась на расстоянии 5.2 Re, зарегистрировано энергосодержание захваченной плазмы, равное 7x1015 Дж, что примерно в 6 раз превышает энергосодержание в спокойных условиях. Dst в это время составляла -250 нТл (Д., » -9). Плотность солнечноветровой плазмы nsw измерить не удалось из-за аномально высокой скорости солнечного ветра (1200 км/с). Авторы работы [53] предполагают ее равной пт =10см'3, что дает динамическое давление Psw « 25 нПа » 12). Как показано в работе [51], буря 8-9 февраля 1986 г. была исключительной в том смысле, что измеренное энергосодержание было связано с Dst формулой Десслера-Паркера-Скопке. Для остальных 39 бурь, когда спутник АМРТЕ находился в дневном секторе, корреляция этих величин отсутствовала.

В работе [3] показано, что эффекты солнечноветрового и внутримагнитосферного давлений в значительной мере взаимно компенсируются, так что ^/-вариация, являющаяся главным проявлением геомагнитной бури, . обусловлена преимущественно токами хвоста, усиливающимися вследствие переноса магнитного потока с дневной стороны магнитосферы на ночную. Для того чтобы лучше понять роль кольцевого тока в формировании Dsf-вариации, необходимо провести измерения полного энергосодержания захваченной плазмы в двух случаях: 1) во время геомагнитной бури, не сопровождающейся усилением динамического давления солнечного ветра, и 2) при повышенном давлении солнечного ветра в отсутствие бури.

Для нескольких случаев связь заселенности кольцевого тока и давления солнечного ветра была подтверждена. Авторы работ [62, 63, 88] обнаружили, что давление магнитосферной плазмы уменьшается во время некоторых бурь. Мы проверили данные OMNI за эти периоды (10 ноября и 4 декабря 1990 г.) и нашли, что плотность протонов в солнечном ветре была ниже средних значений.

Следует отметить, что восстановление давления по магнитным данным возможно лишь с точностью до функции, профиль которой изображен (с точностью до произвольного множителя) штриховой кривой 6 на рис. 3.7. В качестве граничного условия на рисунке выбрано р± = pps = \ нПа на расстоянии 10 Re в полночь, то есть в ближней части плазменного слоя. Такое давление довольно типично для этой области магнитосферы при умеренной возмущенности [60, 100]. Добавление кривой 6 мало влияет на профили, показанные на рис. 3.7 сплошными линиями. Согласно выражению (3.19), полное энергосодержание, связанное с этой добавкой, составляет ~1.5х1015 Дж (при давлении в ближнем плазменном слое pps = 1 нПа). Найдена статистическая связь давления в плазменном слое с динамическим давлением солнечного ветра [104]. Существуют также косвенные указания на такую связь. Так, в работах [35] и [76] показано, что магнитное поле в долях хвоста растет с усилением давления солнечного ветра Psw. Из условия баланса давлений следует, что при этом должно расти и давление в плазменном слое. Это приведет к дополнительному росту энергосодержания захваченной магнитосферной плазмы с увеличением Psw.

Таким образом, в данной главе рассчитаны дрейфовые траектории частиц с различными питч-углами и расщепление дрейфовых оболочек на основе модели магнитного поля Остапенко и Мальцева [79]. Из этих расчетов следуют следующие выводы. s

1 Расщепление дрейфовых оболочек, полученное из модели Остапенко и Мальцева занимает промежуточное положение между расщеплениями, полученными из моделей Мида и Цыганенко.

2 Сильнее всего на расщепление влияет питч-угол частицы. Из геофизических параметров на расщипление дрейфовых оболочек ' наиболее сильно влияет динамическое давление солнечного ветра.

Из магнитных данных с использованием моделей магнитного поля [11] и [79] рассчитан радиальный профиль плазменного давления в экваториальной плоскости магнитосферы в диапазоне между 3 и 10 Re -Из этого расчета следуют следующие выводы.

1. Показано, что профиль поперечного и продольного давлений в экваториальной плоскости на полуденном и полуночном меридианах для спокойных условий, построенный при помощи магнитных данных, хорошо совпадает с профилем, полученным в работе [65] ' непосредственно из плазменных измерений.

2. Исследование зависимости профиля от Dst, Кр -индексов, а также от динамического давления солнечного ветра и вертикальной компоненты межпланетного магнитного поля показало, что основные изменения в профиль давления вносят давление солнечного ветра и Dst -индекс.

3. Рассчитано полное энергосодержание плазмы на расстояниях менее 10 Re в зависимости от четырех вышеупомянутых параметров. Показано, что основной вклад в энергосодержание вносит давление плазмы солнечного ветра

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

В данной работе проведено исследование пространственно-временного распределения потенциала электрического поля в высокоширотной ионосфере, магнитосферного магнитного поля и параметров плазмы во внутренней части магнитосферы. Получены следующие результаты:

1. На основе измерений спутника Dynamics Explorer 2 получена картина пространственно-временного распределения потенциала электрического поля в высокоширотной ионосфере, которая адекватна картине распределения конвекции ионосферной плазмы. Изучено влияние различных геофизических факторов на параметры этой конвекции: положение центров вихрей конвекции и динамики разности потенциалов через полярную шапку. Получено, что разность потенциалов через полярную шапку сильнее всего зависит от электрического поля в солнечном ветре, направленного с утра на вечер. При северном направлении вертикальной компоненты вектора ММП эта разность потенциалов линейно растет с увеличением динамического давления солнечного ветра. Она более сильно связана с АЕ и Кр индексами геомагнитной активности, чем с Dst индексом.

Широты вихрей конвекции сильнее всего зависят от направления By компоненты вектора ММП. При большой отрицательной амплитудее By компоненты вектора ММП вся шапка в северном полушарии смещается на вечернюю сторону полярной шапки, а при большой положительной амплитуде - на её утреннюю сторону. В южном полушарии присутствует обратная ситуация. Разность потенциалов через полярную шапку не зависит от знака By компоненты вектора ММП.

2. На основе обширной базы данных спутниковых магнитных измерений в околоземном пространстве, построены эмпирические силовые линии магнитного поля в магнитосфере. Изучено влияние различных факторов на геометрию магнитосферы и установлено, что в наибольшей степени конфигурация магнитных силовых линий связана с изменением Dst и Криндексов геомагнитной активности. На асимметрию магнитного поля утро-вечер сильнее всего влияет динамическое давление солнечного ветра.

3. В рамках эмпирической модели магнитосферного магнитного поля, зависящего от £Ы-индекса геомагнитной активности и динамического давления солнечного ветра, рассчитано поведение внешней границы области стабильного захвата частиц этим полем. Получено, что область стабильного захвата уменьшается как при интенсификации геомагнитной бури, так и при усилении давления солнечного ветра. Ионосферная проекция границы стабильного захвата частиц магнитным полем, рассчитанная с помощью эйлеровых потенциалов, близка к экваториальной кромке аврорального овала.

4. На основе эмпирической модели магнитосферного магнитного поля, зависящего от пяти параметров, рассчитаны дрейфовые траектории частиц во внутренней магнитосфере Земли и расщепление их дрейфовых оболочек. Получено, что сильнее всего на расщепление влияет питч-угол частицы. Из геофизических параметров наиболее сильно на расщепление влияет динамическое давление плазмы солнечного ветра

5. На основе экспериментальных магнитных данных восстановлено j давление плазмы во внутренней магнитосфере. Выявлено, что это давление сильнее всего связано с Dsf-индексом геомагнитной активности и динамическим давлением плазмы солнечного ветра. Рассчитано полное энергосодержание частиц во внутренней магнитосфере. Показано, что на это энергосодержание наибольшее влияние оказывает динамическое давление плазмы солнечного ветра.

Библиография Диссертация по наукам о земле, кандидата физико-математических наук, Фещенко, Елена Юрьевна, Санкт-Петербург

1. Акасофу С.-И., Чепмен С., Солнечно-земная физика, ч. 2. //М.: Мир, 512с, 1975.

2. Алексеев И.И., Калегаев В.В., Фельдштейн Я.И., Моделирование магнитного поля в сильно возмущенной магнитосфере // Геомагнетизм и аэрономия, Т. 32, № 4, С. 8-14,1992.

3. Арыков А.А., Белова Е.Г., Гвоздевский Б.Б., Мальцев Ю.П., Сафаргалеев В.В., Геомагнитная буря как результат усиления высокоширотного магнитного потока // Геомагнетизм и аэрономия, Т. 36, № 3, с. 39-49,1996.

4. Арыков А.А., Мальцев Ю.П., Причины эрозии дневной магнитосферы // Геомагнетизм и аэрономия, Т. 38, № 4,138-142, 1998.

5. Голышев С.А., Левитин А.Е., Кош М., Сопоставление моделей электрического поля в высокоширотной ионосфере с данными радара EISCAT // Геомагнетизм и аэрономия, Т. 42, № 2, С. 208-210,2002.

6. Мальков М.В., Сергеев В.А., Особенности магнитосферной конфигурации при устойчивой конвекционной активности // Геомагнетизм и аэрономия, Т. 31, С. 722-725,1991

7. Мальцев Ю.П., Связь Dst-вариации с геометрией магнитосферы // Геомагнетизм и аэрономия, т.31, № 3,567-570,1991.

8. Мальцев Ю.П., Остапенко А.А., Фещенко Е.Ю., Эмпирические магнитные силовые линии // Геомагнетизм и аэрономия, Т.40, № 6, С. 89-94,2000.

9. Мальцев Ю.П., Фещенко Е.Ю., Уменьшение области стабильного захвата во время геомагнитной бури // Геомагнетизм и аэрономия, Т. 38, № 3, С. 19,1998.

10. Остапенко А.А., Мальцев Ю.П., Мальков М.В., Эмпирическая модель магнитного поля в экваториальной плоскости внутренней магнитосферы, Геомагнетизм и аэрономия // Т. 36, N 2, С. 131-134,1996.

11. Остапенко А.А., Мальцев Ю.П., Мальков М.В., Модель магнитного поля во внутренней магнитосфере Земли // Геомагнетизм и аэрономия, Т.36, № 5, С.35-42,1996.

12. Остапенко А.А., Мальцев Ю.П., Арыков А.А., Фещенко Е.Ю., Эмпирическая модель магнитного поля и плазменного давления в магнитосфере // в сб. "Моделирование процессов в верхней полярной атмосфере", ПГИ КНЦ, Мурманск, С. 3-28,1998.

13. Сергеев В.А., Яхнин А.Г., Пеллинен Р., Взаимное расположение и магнитосферные источники зон вторжения энергичных электронов, диффузных и дискретных сияний на предварительной фазе суббури // Геомагнетизм и аэрономия, Т.23, № 6, С. 972-778,1983.

14. Старков Г.В., Планетарная морфология полярных сияний // Магнитосферно-ионосферная физика: Краткий справочник. СПБ: Наука. С. 85-90,1993.

15. Фещенко Е.Ю., Мальцев Ю.П., Восстановление плазменного давления в магнитосфере из магнитных данных // Геомагнетизм и аэрономия, Т. 38, № 2, С. 43-50, 1998.

16. Фещенко Е.Ю., Ю.П. Мальцев, Распределение электрического потенциала в высокоширотной ионосфере при различных геофизических условиях // Геомагнетизм и аэрономия, т. 45, №2,225-233,2005.

17. Шабанский В.П., Явления в околоземном пространстве // М., Наука, 271 е., 1972.

18. Шухтина М.А., Сергеев В.А., Моделирование дрейфа энергичных частиц в реальной магнитосфере вблизи геосинхронной орбиты // Геомагнетизм и аэрономия, Т.31, № 5, с.775-779,1991.

19. Alexeev I. I., Belenkaya Е. S., Kalegaev V. V., Feldstein Ya. I., Grafe A., Magnetic storms and magnetotail currents // J. Geophys. Res., V. 101, No A4, P. 7737,1996

20. Alexeev, I. I., V. V. Kalegaev, E. S. Belenkaya, S. Y. Bobrovnikov, Ya. I. Feldstein, and L. I. Gromova, Dynamic model of the magnetosphere: Case study for January 9-12,1977 // J, Geophys. Res., 106, No A11,25,683-25,693,2001.

21. Allen J., Sauer H., Frank L., Reiff P., Effect on March 1989 solar activity // EOS -Trans. AGU, V. 70, No 46, p. 1488,1989.

22. Arykov A.A., Maltsev Yu.P., Ostapenko A.A., Feshchenko E.Yu., Mutual position of drift trajectories and projections of geomagnetic latitudes in the magnetosphere // Radiation Measurements, V. 30, 529-535,1999.

23. Aubry, M. P., С. Т.!Russell, and M. J. Kivelson, On inward motion of the magnetopause before a substorm // J. Geophys. Res., 75, No 34, 7018-7031, 1970.

24. Axford, W. I., and С. O. Hines, A unifying theory of high-latitude geophysical phenomena and geomagnetic storms // Canad. J. Phys., 39,1433-1464,1961.

25. Bering, E. (Ill), J. R. Benbrook, R. Haake, J. K. Dudeney, L. J. Lanzerotti, C. G. Maclennan, and T. Rosenberg, The intense magnetic storm of December 19, 1980: Observations at L=4 // J. Geophys. Res, 96,5597-5617,1991.

26. Boyle, С. В., P. H. Reiff, and M. R. Hairston, Empirical polar cap potentials // J. Geophys. Res., 102, No Al, 111-125,1997.

27. Chen, M. W., J. L. Roeder, J. F. Fennell, L. R. Lyons, R. L. Lambour, and M. Schulz, Proton ring current pitch angle distribution: Comparison of simulations with CRRES observations //J. Geophys. Res., 104,17,379-17,389,1999.

28. De la Beaujardiere, O., D. Alcayde, J. Fontanary, and C. Leger, Seasonal < dependence of high-latitude electric fields // J. Geophys. Res., 96, No A4, 57235735,1991.

29. De Michelis, P., I. A. Daglis, and G. Consolini, Average terrestrial ring current derived from AMTE/CCE-CHEM measurements // J. Geophys. Res., 102, No A7,14,103-14,111,1997.

30. De Michelis, P., I. A. Daglis, and G. Consolini, An average image of proton plasma pressure and of current systems in the equatorial plane derived from

31. AMTE/CCE-CHEM measurements // J. Geophys. Res., 104, No A12, 28,61528,624,1999.

32. Dessler, A. J., and E. N. Parker, Hydromagnetic theory of geomagnetic storms // J. Geophys. Res., 64,2239-2252,1959.

33. Doyle, M. A., and W. I. Burke, S3-2 measurements of the polar cap potential // J. Geophys. Res., 88, 9125-9133,1983.

34. Dungey J.W., Interplanetary magnetic field and the auroral zones // Phys.Rev.Lett. V.6. No 1. P.47-48,1961.

35. Fairfield D.H., Average magnetic field configuration of the quiet magnetosphere // J.Geophys.Res., V.73. No 23. P.7329-7338,1968.

36. Fairfield D. H., Jones J., Variability of the tail lobe field strength // J. Geophys. Res., V.101, No A4, pp.7785-7791,1996.

37. Fairfield, D. H., R. P. Lepping, E. W. Hones, Jr., S. Bame, and J. R. Asbridge, Simultaneous measurements of magnetotail dynamics by IMP spacecraft // J. Geophys. Res., 86, No'A3,1396-1414,1981.

38. Fairfield, D. H., N. A. Tsyganenko, A. V. Usmanov, and M. V. Malkov, A large magnetosphere magnetic field database // J. Geophys. Res., 99,11319,1994.

39. Feldstein, Y. I., Modelling of the magnetic field of magnetospheric ring current as a function of interplanetary parameters // Space Sci. Revs., 59, Nos 1/2, 83165,1992

40. Feldstein Ya. I. and Galperin Yu. I., The auroral luminosity structure in the high-latitude upper ionosphere: Its dynamics and relationship to the large-scale structure of the Earth's magnetosphere // Rev. Geophys., V.23. No 3 P. 217-275,1985.

41. Feldstein, Y. I., and A. E. Levitin, Solar wind control of electric field and currents in the high-latitude ionosphere // J. Geomagn. Geoelectr., 38, 1143-1186,1986.

42. Feldstein Ya.I., Starkov G.V., The auroral oval and the boundary of closed lines of geomagnetic field //Planet.Space Sci, V.18, No 4, 501-508,1970.

43. Feshchenko, E. Yu., Maltsev Yu. P., Erosion of the inner magnetosphere during geomagnetic storms // Annales Geophysicae, V. 15, No 12, p. 1532-1536, 1997.

44. Feshchenko E. Y., Maltsev Y. P., Electric potential of the ionospheremagnetosphere convection // Proceedings of the 24th Annual Seminar "Physics of Auroral Phenomena", Apatity, 27 February-2 March, 2001, p. 51-54,2001.

45. Feshchenko E. Y., Maltsev Y. P., Radial profile of the magnetospheric plasma pressure extracted from magnetic field data // J. Geophys. Res., 106, No A10, 21003-21008,2001.

46. Feshchenko E.Yu., Maltsev Yu.P., Ostapenko A.A. Energetic particle drifts in the multifactor model of the magnetosphere // Proceedings of the 21st Annual Seminar "Physics of Auroral Phenomena", Apatity, 24-27 March, 1998, PGI-9803.106, p. 35-38, 1998.j

47. Feshchenko E.Yu., Maltsev Yu.P., Ostapenko A.A., Direct restoring of magnetic field lines in the magnetosphere from observation data // Proceedings of the 22nd Annual Seminar "Physics of Auroral Phenomena", Apatity, 23-26 March, 1999, p. 22-25,1999.

48. Feshchenko E. Y. and Maltsev Y. P., Electric potential of the ionosphereimagnetosphere convection, Proc. of the 24th Annual Seminar "Physics of Auroral Phenomena", Apatity, 27 February 2 March, 2001, Preprint PGI -01-01-110. P. 51-54, 2001.

49. Feshchenko E. Yu. and Maltsev Yu. P., Relation of the polar cap voltage to the geophysical activity // Proc. of the 26th Annual Seminar "Physics of Auroral Phenomena", Apatity, 25-28 February, 2003, Preprint PGI -03-02-115. P. 59-61, 2003.

50. Frank, L. A., On the extraterrestrial ring current during geomagnetic storms // J. Geophys. Res., 72, No 15,3753-3767,1967.

51. Greenspan, M. E., and D. C. Hamilton, A test of the Dessler-Parker-Sckopke relation during magnetic storms // J. Geophys. Res., 105, No A3, 5419-5430, 2000.

52. Gurnett D. A. and Frank L. A., Observed relationships between electric fields and auroral particle precipitation // J. Geophys. Res., V.78. No 1. P. 145-170, 1973.

53. Hamilton D.C., Gloeckler G., Ipavich F.M., Studemann W, Wilken В., Kremser G., Ring current development during the great geomagnetic storm of February 1986 // J.Geophys.Res., V.93, No A12, pp.14343-14355,1988.

54. Hardly D.A., Gussenhoven M.S., and Holeman E., A statiatical model of auroral electron precipitation II J.Geophys.Res., V.90, No A5, pp.4229-4248,1985.

55. Harel, M., R.A. Wolf, P.H. Reiff, R.W. Spiro, W.J. Burke, F.J. Rich, and M. Smiddy, Quantitative simulation of a magnetospheric substorm, 1, Model logic and overview // J. Geophys. Res., 86,2217,1981.

56. Heppner, J. P., Empirical models of high-latitude electric fields // J. Geophys. Res., 82, No 7,1115-1125,1977.

57. Heppner, J. P., and N.C. Maynard, Empirical high-latitude electric field models // J. Geophys. Res., 92, No A5,4467-4489,1987.

58. Hilmer, R. V., and G. H. Voigt, A magnetospheric magnetic field model with flexible current systems driven by independent physical parameters // J. Geophys. Res., 100,5613,1995.

59. Holt J. M., Wald R. H., Evans J. V. and Oliver W. L., Empirical models for the plasma convection at high latitudes from Millstone Hill observations // J. Geophys. Res. V.92. No Al. P. 203-212,1987.

60. Huang C.Y., Frank L.A., A statistical study of the central plasma sheet: implications for substorm models // Geophys.Res.Lett., V.13, No 7, pp.652-655, 1986.

61. Kirkwood S., Eliasson L., Energetic particle precipitation in the substorm growth phase measured by EISCAT and Viking // J.Geophys.Res. V.95. No A5. P. 60256037.1990.

62. Korth, A., and R. H. W. Friedel, Dynamics of energetic ions and electrons between L = 2.5 and L = 7 during magnetic storms // J. Geophys. Res., 102, • 14,113-14,122,1997.

63. Langel, R. A., and R. H. Estes, Large-scale, near-field magnetic fields from external sources and the corresponding induced internal field // J. Geophys. Res., 90, No B3,2487-2494,1985.

64. Lui A.T.Y., Hamilton D.C., Radial profiles of quiet time magnetospheric -parameters // J.Geophys.Res., V.97, No A12, pp.19325-19332,1992.

65. Lui A.T.Y., McEntire R.W., Krimigis S.M., Evolution of the ring current during two geomagnetic storms // J.Geophys.Res., V.92, No A7, pp.7459-7470,1987.

66. Maezawa, K., Magnetotail boundary motion associated with geomagnetic substorms // J. Geophys. Res., 80, No 25,3543-3548, 1975.

67. Maltsev Yu.P., Lyatsky W.B., Field-aligned currents and erosion of the dayside magnetoshere // Planet.Space Phys., V.23. No 8. P. 1257-1260.1975.

68. Maltsev, Y. P., A. A. Arykov, E. G. Belova, В. B. Gvozdevsky, and V. V. Safargaleev, Magnetic flux redistribution in the storm time magnetosphere // J. ■ Geophys. Res., 101, No A4, 7697-7704,1996.

69. Maltsev, Y. P., and A. A. Ostapenko, Comments on "Evaluation of the tail current contribution to Dst" by N. E. Turner et al. // J. Geophys. Res., 107, No Al, 2002.

70. Mead G.D., Deformation of the geomagnetic field by the solar wind // J. Geophys. Res., V.69, № 7, pp.1181-1195,1964.

71. Mead G. D., Fairfield D. H., A quantitative magnetospheric model derived from spacecraft magnetometer data // J. Geophys. Res. V. 80. No 4. P. 523. 1975.

72. Meng, C.-I., Case studies of the storm time variation of the polar cusp // J. -Geophys. Res., 88, No Al, pp.137-149,1983.

73. Meng C.-I., Dynamic variation of the auroral oval during intense magnetic storms // J.Geophys.Res., V. 89. No Al. P. 227-235. 1984.

74. Nakai H., Kamide Y., Russell С. Т., Influences of solar wind parameters and -geomagnetic activity on the tail lobe magnetic field: a statistical study // J. Geophys. Res., V.96, No A4, pp.5511-5523,1991.

75. Okada, Т., H. Hayakawa, K. Tsuruda, A. Nishida, and A. Matsuoka, EXOS D observations of enhanced electric fields during the giant magnetic storm in March 1989 //J. Geophys. Res., 98, No A9,15,417-15,424,1993.

76. Olson, W. P., and K. A. Pfitzer, A quantitative model of the magnetospheric magnetic field//J. Geophys. Res., 79, 3739,1974.

77. Ostapenko, A. A., and Y. P. Maltsev, Relation of the magnetic field in the magnetosphere to the geomagnetic and solar wind activity // J. Geophys. Res., ■ 102, 17467, 1997.

78. Peredo, M., D. P. Stern, and N. A. Tsyganenko, Are existing magnetospheric models excessively stretched? // J. Geophys. Res., 98, No A9, 15,343-15,354, 1993.

79. Petrinec S.M., Song P., Russell C.T., Solar cycle variations in the size and shaperof the magnetosphere // J.Geophys.Res. ,V. 98. No A5. P. 7893-7896. 1993.

80. Pudovkin M.I., Parameters of the day side magnetopause and generation of the electric field in the magnetosphere // Ann.Geophys., V. 38. No 6. P. 745-753. 1982.

81. Pudovkin, M. I., S. A. Zaitseva, and L. Z. Sizova, Growth rate and decay of magnetospheric ring current // Planet. Space Sci., 33, 1097-1102,1985.

82. Reiff P.H., R.W. Spiro, and T.W. Hill, Dependence of polar cap potential drop on interplanetary parameters //J. Geophys. Res., 86, 7639,1981.

83. Riazantseva, M. О., E. N. Sosnovets, M. V. Teltsov, and N. A. Vlasova, Hot plasma pressure variations using geostationary satellite data // Preprint SINP MSU 98-28/529, Moscow, 17 p., 1998.

84. Rishbeth H. and van Eiken A. P., EISCAT: Early history and the first ten year of operation // J. Atmos. Terr. Phys., V.55. P. 525-542. 1993.

85. Roederer J.G., On the adiabatic motion of energetic particles in a model magnetosphere // J. Geophys. Res., V. 72, No 3,. pp. 981-992,1967.

86. Rufenach C.L., Martin R.F.,Jr., Sauer H.H., A study of geosynchronous magnetopause crossings // J.Geophys.Res., V.94. No A11. P. 15125-15134. 1989.

87. Russell, С. Т., J. G. Luhmann, and G. Lu, Nonlinear response of the polar ionosphere to large values of the interplanetary electric field // J. Geophys. Res., 106, No A9, 18,495-18,509,2001.

88. Schulz M., Geomagnetically trapped radiation // Space Sci. Rev., V. 17, No 2/3/4, p. 481-536,1975.

89. Sckopke N., A general relation between the energy of trapped particles and the disturbance field near the earth // J.Geophys.Res., V.71, No 13, pp.3125-3130, 1966.

90. Shabansky, V. P., Some processes in the magnetosphere // Space Sci. Rev., 12, 299-418,1971.

91. Sibeck, D.G., Signatures of flux erosion from the dayside magnetosphere// , J.Geophys.Res. V. 99. No A5. P. 8513-8529.1994.

92. Siscoe, G.L., Energy coupling between regions 1 and 2 Birkeland current systems //J. Geophys. Res., 87, 5124,1982.

93. Siscoe G.L., Formisano V., Lazarus A.J., Relation between geomagnetic sudden impulses and solar wind pressure changes an experimental investigation // J.Geophys.Res., V.73,No 15, pp.4869-4874,1968.

94. J.Geophys.Res., V.94, No A5, pp.5264-5272,1989.lOl.Spreiter J.R., Summer A.L., Alksne A.Y., Hydromagnetic flow around the magnetosphere// Planet.Space Sci. V.14. No 3. P. 223-253. 1966.

95. Stern, D.P., Geomagnetic Euler potentials// J.Geophys.Res. V. 72. No 15. P." ' 3995-4005.1967.

96. Stern, D. P., A study of the electric field in an open magnetospheric model // J. Geophys. Res., 78, No 31, 7292-7305,1973.

97. Tsyganenko, N. A., Global quantitative models of the geomagnetic field in the cislunar magnetosphere for different disturbance levels // Planet. Space Sci., 35, 1347,1987.

98. Tsyganenko, N. A., A magnetospheric magnetic field model with a warped tail current sheet // Planet. Space Sci., 37,5,1989.

99. Tsyganenko N. A., Modeling the Earth's magnetospheric magnetic field confined with a realistic magnetopause // J. Geophys. Res. V. 100. No A4. P. 5599. 1995.

100. Tsyganenko N. A., Effects of the solar wind conditions on the global magnetospheric configuration as deduced from data-based field models //

101. Proceedings of the Third International Conference on Substorms (ICS-3),i

102. Versailles, France, 12-17 May 1996. P. 181. 1996.

103. Tsyganenko, N. A., A model of the near magnetosphere with a dawn-dusk asymmetry, 1, Mathematical structure // J. Geophys. Res., 107, No A8, 10.1029/2001JA000219,2002a.

104. Tsyganenko, N. A., A model of the near magnetosphere with a dawn-dusk asymmetry, 2, Parameterization and fitting to observations // J. Geophys. Res., 107, No A8,10.1029/2001JA000220,2002b

105. Tsyganenko, N. A., and A. V. Usmanov, Determination of the magnetospheric current system parameters and development of experimental geomagnetic field models based on data from IMP and HEOS satellites // Planet. Space Sci., 30, 985,1982.

106. Turner, N. E., D. N. Baker, Т. I. Pulkkinen, J. L. Roeder, J. F. Fennell, and V. K. Jordanova, Energy content in the storm time ring current // J. Geophys. Res., 106, No A9,19,149-19,156,2001.

107. Weimer, D. R., J. R. Kan, and S.-I. Akasofu, Variations of the polar cap potential measured during magnetospheric substorms // J. Geophys. Res., 97, No A4, 3945-3951,1992.

108. Weimer, D. R., Models of high-latitude electric potential derived with a leastjerror fit of spherical harmonic coefficients // J. Geophys. Res., 100, No A10, 19,595-19,607,1995.

109. Weimer D. R., An improved model of ionospheric electric potentials including substorm perturbations and application to the Geospace Environment Modeling November 24,1996, event//J. Geophys. Res. V.106. P. 407-416,2001.

110. Williams, D. J., Ring current and radiation belts // Rev.Geophys, 25, 570,1987.

111. Wygant, J.R., R.B. Torbert, and F.S. Mozer, Comparison of S3-3 polar cappotential drops with the interplanetary magnetic field and models ofimagnetopause reconnection // J. Geophys. Res., 88, pp. 5727, 1983.

112. Wygant, J., D. Rowland, H. J. Singer, M. Temerin, F. Mozer, and M. K. Hudson, Experimental evidence on the role of the large spatial scale electric field in creating the ring current // J. Geophys. Res., 103, No A12, pp. 29,527-29,544, 1998.

113. Yahnin, A. G., M. V. Malkov, V. A. Sergeev, R. G. Pellinen, A. Fulamo, S. Vennerstrom, E. Friis-Christensen, K. Lassen, C. Danielsen, G. Craven, and C. Deehr, Features of steady magnetospheric convection // J. Geophys. Res., 99, pp. 4039-4051, 1994.